243 Ida -243 Ida

243 Ida
243 Ida - août 1993 (16366655925).jpg
Image Galilée de 243 Ida. Le point à droite est sa lune Dactyl .
Découverte
Découvert par Johann Palisa
Chantier découverte Observatoire de Vienne
Date de découverte 29 septembre 1884
Désignations
(243) Ida
Prononciation / ˈ aɪ d ə /
Nommé après
 Ida (nourrice de Zeus)
Courroie principale ( famille Koronis )
Adjectifs Idean (Idæan) / aɪ ˈ d iː ə n /
Caractéristiques orbitales
Époque 31 juillet 2016 ( JD 2457600.5)
Aphélie 2,979 UA (4,457 × 10 11  m)
Périhélie 2,743 UA (4,103 × 10 11  m)
2,861 UA (4,280 × 10 11  m)
Excentricité 0,0411
1 767,644 jours (4,83955 a)
0,2036°/j
38.707°
Inclination 1.132°
324.016°
110.961°
Satellites connus Dactyle
Caractéristiques physiques
Dimensions 59,8 × 25,4 × 18,6 kilomètres
Rayon moyen
 15,7 km
Masse 4,2 ± 0,6 ×10 16  kg
Densité moyenne
2,6 ± 0,5 g/cm 3
Gravité de surface équatoriale
0,3–1,1 cm/s 2
4,63 heures (0,193 j)
Ascension droite du pôle Nord
168.76°
Déclinaison du pôle Nord
−2,88°
0,2383
Température 200 K (−73 °C)
S
9,94

Ida , désignation de planète mineure 243 Ida , est un astéroïde de la famille Koronis de la ceinture d'astéroïdes . Il a été découvert le 29 septembre 1884 par l'astronome autrichien Johann Palisa à l'Observatoire de Vienne et nommé d'après une nymphe de la mythologie grecque . Des observations télescopiques ultérieures ont classé Ida comme un astéroïde de type S , le type le plus nombreux dans la ceinture d'astéroïdes intérieure. Le 28 août 1993, Ida a reçu la visite du vaisseau spatial Galileo sans équipage alors qu'il se dirigeait vers Jupiter . C'était le deuxième astéroïde visité par un vaisseau spatial et le premier à posséder un satellite naturel.

L'orbite d'Ida se situe entre les planètes Mars et Jupiter, comme tous les astéroïdes de la ceinture principale. Sa période orbitale est de 4,84 ans et sa période de rotation est de 4,63 heures. Ida a un diamètre moyen de 31,4 km (19,5 mi). Il est de forme irrégulière et allongé, apparemment composé de deux gros objets reliés entre eux. Sa surface est l'une des plus cratérisées du système solaire, avec une grande variété de tailles et d'âges de cratères.

La lune Dactyl d'Ida a été découverte par le membre de la mission Ann Harch dans des images renvoyées de Galileo . Il a été nommé d'après les Dactyles , créatures qui habitaient le mont Ida dans la mythologie grecque. Dactyl ne mesure que 1,4 kilomètre (0,87 mi) de diamètre, soit environ 1/20 de la taille d'Ida. Son orbite autour d'Ida n'a pas pu être déterminée avec beaucoup de précision, mais les contraintes d'orbites possibles ont permis une détermination approximative de la densité d'Ida et ont révélé qu'elle est appauvrie en minéraux métalliques. Dactyl et Ida partagent de nombreuses caractéristiques, suggérant une origine commune.

Les images renvoyées par Galileo et la mesure ultérieure de la masse d'Ida ont fourni de nouvelles informations sur la géologie des astéroïdes de type S. Avant le survol de Galileo , de nombreuses théories différentes avaient été proposées pour expliquer leur composition minérale. La détermination de leur composition permet une corrélation entre les météorites tombant sur la Terre et leur origine dans la ceinture d'astéroïdes. Les données renvoyées par le survol ont indiqué que les astéroïdes de type S étaient la source des météorites chondrites ordinaires , le type le plus courant trouvé à la surface de la Terre.

Découverte et observations

Ida a été découverte le 29 septembre 1884 par l'astronome autrichien Johann Palisa à l' Observatoire de Vienne . C'était sa 45e découverte d'astéroïdes. Ida a été nommée par Moriz von Kuffner , brasseur viennois et astronome amateur. Dans la mythologie grecque , Ida était une nymphe de Crète qui a élevé le dieu Zeus . Ida a été reconnue comme membre de la famille Koronis par Kiyotsugu Hirayama , qui a proposé en 1918 que le groupe comprenne les restes d'un corps précurseur détruit.

Le spectre de réflexion d'Ida a été mesuré le 16 septembre 1980 par les astronomes David J. Tholen et Edward F. Tedesco dans le cadre du relevé d'astéroïdes à huit couleurs (ECAS). Son spectre correspondait à ceux des astéroïdes de la classification de type S. De nombreuses observations d'Ida ont été faites au début de 1993 par l' US Naval Observatory à Flagstaff et l' Oak Ridge Observatory . Ceux-ci ont amélioré la mesure de l'orbite d'Ida autour du Soleil et réduit l'incertitude de sa position lors du survol de Galileo de 78 à 60 km (48 à 37 mi).

Exploration

Animation de la trajectoire de Galileo du 19 octobre 1989 au 30 septembre 2003
  Galilée  ·   Jupiter  ·   Terre  ·    Vénus  ·   951 Gaspra  ·   243 Ida
Trajectoire de Galileo du lancement à l'insertion orbitale de Jupiter

Survol de Galileo

Ida a été visitée en 1993 par la sonde spatiale Galileo à destination de Jupiter . Ses rencontres avec les astéroïdes Gaspra et Ida étaient secondaires à la mission Jupiter. Ceux-ci ont été sélectionnés comme cibles en réponse à une nouvelle politique de la NASA ordonnant aux planificateurs de mission d'envisager des survols d'astéroïdes pour tous les engins spatiaux traversant la ceinture. Aucune mission antérieure n'avait tenté un tel survol. Galileo a été lancé en orbite par la mission STS-34 de la navette spatiale Atlantis le 18 octobre 1989. Changer la trajectoire de Galileo pour s'approcher d'Ida nécessitait qu'il consomme 34 kg (75 lb) de propulseur . Les planificateurs de la mission ont retardé la décision de tenter un survol jusqu'à ce qu'ils soient certains que cela laisserait suffisamment de propulseur au vaisseau spatial pour terminer sa mission Jupiter.

Images du survol, commençant 5,4 heures avant l'approche la plus proche et montrant la rotation d'Ida

La trajectoire de Galileo l'a amené deux fois dans la ceinture d'astéroïdes en route vers Jupiter. Lors de sa deuxième traversée, il a survolé Ida le 28 août 1993 à une vitesse de 12 400 m/s (41 000 ft/s) par rapport à l'astéroïde. L'imageur embarqué a observé Ida à une distance de 240 350 km (149 350 mi) jusqu'à son approche la plus proche de 2 390 km (1 490 mi). Ida était le deuxième astéroïde, après Gaspra, à être photographié par un vaisseau spatial. Environ 95% de la surface d'Ida est apparue à la sonde pendant le survol.

La transmission de nombreuses images Ida a été retardée en raison d'une panne permanente de l' antenne à gain élevé de l'engin spatial . Les cinq premières images ont été reçues en septembre 1993. Celles-ci comprenaient une mosaïque haute résolution de l'astéroïde à une résolution de 31 à 38 m/ pixel . Les images restantes ont été envoyées en février 1994, lorsque la proximité du vaisseau spatial avec la Terre a permis des transmissions à plus grande vitesse.

Découvertes

Les données renvoyées par les survols Galileo de Gaspra et Ida, et de la mission ultérieure NEAR Shoemaker , ont permis la première étude de la géologie des astéroïdes . La surface relativement grande d'Ida présentait une gamme variée de caractéristiques géologiques. La découverte de la lune Dactyl d'Ida , le premier satellite confirmé d'un astéroïde, a fourni des informations supplémentaires sur la composition d'Ida.

Ida est classé comme un astéroïde de type S sur la base de mesures spectroscopiques au sol . La composition des types S était incertaine avant les survols de Galileo , mais a été interprétée comme étant l'un des deux minéraux trouvés dans les météorites tombées sur Terre : la chondrite ordinaire (OC) et le fer pierreux . Les estimations de la densité d'Ida sont limitées à moins de 3,2 g/cm 3 par la stabilité à long terme de l'orbite de Dactyl. Cela exclut pratiquement une composition de fer pierreux; si Ida était constituée d'un matériau riche en fer et en nickel à 5 ​​g/cm 3 , elle devrait contenir plus de 40 % d'espace vide.

Les images de Galileo ont également permis de découvrir que l'altération de l'espace se produisait sur Ida, un processus qui fait que les régions plus anciennes deviennent plus rouges avec le temps. Le même processus affecte à la fois Ida et sa lune, bien que Dactyl montre un moindre changement. L'altération de la surface d'Ida a révélé un autre détail sur sa composition : les spectres de réflexion des parties fraîchement exposées de la surface ressemblaient à ceux des météorites OC, mais les régions plus anciennes correspondaient aux spectres des astéroïdes de type S.

Section polie d'une météorite chondrite ordinaire

Ces deux découvertes - les effets de l'altération spatiale et la faible densité - ont conduit à une nouvelle compréhension de la relation entre les astéroïdes de type S et les météorites OC. Les types S sont les types d'astéroïdes les plus nombreux dans la partie interne de la ceinture d'astéroïdes. Les météorites OC sont également le type de météorite le plus répandu à la surface de la Terre. Les spectres de réflexion mesurés par des observations à distance d'astéroïdes de type S ne correspondaient cependant pas à ceux des météorites OC. Le survol Galileo d'Ida a révélé que certains types S, en particulier la famille Koronis, pourraient être à l'origine de ces météorites.

Caractéristiques physiques

Comparaison de la taille d'Ida, de plusieurs autres astéroïdes, de la planète naine Cérès et de Mars

La masse d'Ida est comprise entre 3,65 et 4,99 × 10 16  kg. Son champ gravitationnel produit une accélération d'environ 0,3 à 1,1 cm/s 2 sur sa surface. Ce champ est si faible qu'un astronaute debout à sa surface pourrait sauter d'un bout à l'autre d'Ida, et un objet se déplaçant à plus de 20 m/s (70 pieds/s) pourrait s'échapper complètement de l'astéroïde.

Images successives d'une Ida en rotation

Ida est un astéroïde nettement allongé, avec une surface irrégulière. Ida est 2,35 fois plus longue que large, et une "taille" la sépare en deux moitiés géologiquement différentes. Cette forme resserrée est cohérente avec le fait qu'Ida est constituée de deux grands composants solides, avec des débris en vrac remplissant l'espace entre eux. Cependant, aucun débris de ce type n'a été vu sur les images haute résolution capturées par Galileo . Bien qu'il y ait quelques pentes raides s'inclinant jusqu'à environ 50° sur Ida, la pente ne dépasse généralement pas 35°. La forme irrégulière d'Ida est responsable du champ gravitationnel très inégal de l'astéroïde. L'accélération de surface est la plus faible aux extrémités en raison de leur vitesse de rotation élevée. Il est également bas près de la "taille" car la masse de l'astéroïde est concentrée dans les deux moitiés, loin de cet emplacement.

Caractéristiques de la surface

Voir aussi: Liste des caractéristiques géologiques sur 243 Ida et Dactyl
Mosaïque d'images enregistrées par Galileo 3,5 minutes avant son approche la plus proche

La surface d'Ida apparaît fortement cratérisée et principalement grise, bien que des variations de couleur mineures marquent des zones nouvellement formées ou non couvertes. Outre les cratères, d'autres caractéristiques sont évidentes, telles que des rainures, des crêtes et des saillies. Ida est recouverte d'une épaisse couche de régolithe , des débris meubles qui obscurcissent la roche solide en dessous. Les plus gros fragments de débris, de la taille d'un rocher, sont appelés blocs d'éjecta , dont plusieurs ont été observés à la surface.

Régolithe

La surface d'Ida est recouverte d'une couverture de roche pulvérisée, appelée régolithe , d'environ 50 à 100 m (160 à 330 pieds) d'épaisseur. Ce matériau est produit lors d'événements d'impact et redistribué à travers la surface d'Ida par des processus géologiques. Galileo a observé des preuves d'un récent mouvement de régolithe vers le bas .

Le régolithe d'Ida est composé des minéraux silicatés olivine et pyroxène . Son apparence change avec le temps grâce à un processus appelé altération de l'espace . En raison de ce processus, le régolithe plus ancien apparaît plus rouge que le matériau fraîchement exposé.

Image Galileo d'un bloc de 150 m (490 pieds) à 24,8 ° S, 2,8 ° E

Environ 20 grands blocs d'éjecta (40 à 150 m de diamètre) ont été identifiés, intégrés dans le régolithe d'Ida. Les blocs d'éjecta constituent les plus gros morceaux du régolithe. Étant donné que les blocs d'éjecta sont censés se décomposer rapidement par des événements d'impact, ceux présents à la surface doivent avoir été soit formés récemment, soit découverts par un événement d'impact. La plupart d'entre eux sont situés dans les cratères Lascaux et Mammouth, mais ils n'y ont peut-être pas été produits. Cette zone attire les débris en raison du champ gravitationnel irrégulier d'Ida. Certains blocs ont peut-être été éjectés du jeune cratère Azzurra situé de l'autre côté de l'astéroïde.

Ouvrages

Plusieurs structures majeures marquent la surface d'Ida. L'astéroïde semble être divisé en deux moitiés, appelées ici région 1 et région 2 , reliées par une "taille". Cette caractéristique peut avoir été comblée par des débris ou expulsée de l'astéroïde par des impacts.

La région 1 d'Ida contient deux structures principales. L'une est une crête proéminente de 40 km (25 mi) nommée Townsend Dorsum qui s'étend à 150 degrés autour de la surface d'Ida. L'autre structure est une grande échancrure nommée Vienna Regio .

La région 2 d'Ida comprend plusieurs ensembles de rainures, dont la plupart mesurent 100 m (330 pieds) de large ou moins et jusqu'à 4 km (2,5 mi) de long. Ils sont situés à proximité des cratères Mammoth, Lascaux et Kartchner, mais ne sont pas connectés à ceux-ci. Certains grooves sont liés à des événements à impact majeur, par exemple un set en face de Vienna Regio.

Cratères

Ida est l'un des corps les plus denses en cratères jamais explorés dans le système solaire, et les impacts ont été le principal processus de formation de sa surface. La cratère a atteint le point de saturation, ce qui signifie que les nouveaux impacts effacent les traces des anciens, laissant le nombre total de cratères à peu près le même. Il est couvert de cratères de toutes tailles et de tous stades de dégradation, et dont l'âge varie de frais à aussi vieux qu'Ida elle-même. Le plus ancien a peut-être été formé lors de l'éclatement du corps des parents de la famille Koronis . Le plus grand cratère, Lascaux, mesure près de 12 km (7,5 mi) de diamètre. La région 2 contient presque tous les cratères de plus de 6 km (3,7 mi) de diamètre, mais la région 1 n'a pas du tout de grands cratères. Certains cratères sont disposés en chaînes.

Cratère Fingal asymétrique de 1,5 km (0,93 mi) de large à 13,2 ° S, 39,9 ° E

Les principaux cratères d'Ida portent le nom de grottes et de tubes de lave sur Terre. Le cratère Azzurra, par exemple, tire son nom d'une grotte submergée sur l'île de Capri , également connue sous le nom de grotte bleue . Azzurra semble être l'impact majeur le plus récent sur Ida. Les éjectas de cette collision sont distribués de manière discontinue sur Ida et sont responsables des variations de couleur et d' albédo à grande échelle sur sa surface. Une exception à la morphologie du cratère est le Fingal frais et asymétrique, qui a une limite nette entre le sol et le mur d'un côté. Un autre cratère important est Afon, qui marque le premier méridien d'Ida .

Les cratères sont de structure simple : en forme de cuvette, sans fond plat ni pic central. Ils sont répartis uniformément autour d'Ida, à l'exception d'une saillie au nord du cratère Choukoutien qui est plus lisse et moins cratérisée. L' éjecta excavé par les impacts se dépose différemment sur Ida que sur les planètes en raison de sa rotation rapide, de sa faible gravité et de sa forme irrégulière. Les couvertures d'éjecta se déposent de manière asymétrique autour de leurs cratères, mais les éjectas rapides qui s'échappent de l'astéroïde sont définitivement perdus.

Composition

Ida a été classé comme un astéroïde de type S en raison de la similitude de ses spectres de réflexion avec des astéroïdes similaires. Les types S peuvent partager leur composition avec des météorites de fer pierreux ou de chondrite ordinaire (OC). La composition de l'intérieur n'a pas été analysée directement, mais on suppose qu'elle est similaire au matériau OC sur la base des changements de couleur de surface observés et de la densité apparente d'Ida de 2,27 à 3,10 g/cm 3 . Les météorites OC contiennent des quantités variables de silicates d' olivine et de pyroxène , de fer et de feldspath . L'olivine et le pyroxène ont été détectés sur Ida par Galileo . La teneur en minéraux apparaît homogène sur toute son étendue. Galileo a trouvé des variations minimes à la surface et la rotation de l'astéroïde indique une densité constante. En supposant que sa composition est similaire à celle des météorites OC, dont la densité varie de 3,48 à 3,64 g/cm 3 , Ida aurait une porosité de 11 à 42 %.

L'intérieur d'Ida contient probablement une certaine quantité de roches fracturées par impact, appelées mégarégolithes . La couche mégarégolithe d'Ida s'étend entre des centaines de mètres sous la surface à quelques kilomètres. Certaines roches du noyau d'Ida peuvent avoir été fracturées sous les grands cratères Mammoth, Lascaux et Undara.

Orbite et rotation

Orbite et positions d'Ida et de cinq planètes au 9 mars 2009

Ida fait partie de la famille Koronis des astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes. Ida orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 2,862 UA (428,1 Gm), entre les orbites de Mars et de Jupiter . Ida met 4,84089 années pour effectuer une orbite.

La période de rotation d'Ida est de 4,63 heures (environ 5 heures), ce qui en fait l'un des astéroïdes à rotation la plus rapide jamais découverts. Le moment d'inertie maximal calculé d'un objet uniformément dense de même forme qu'Ida coïncide avec l'axe de rotation de l'astéroïde. Cela suggère qu'il n'y a pas de variations majeures de densité au sein de l'astéroïde. L'axe de rotation d' Ida précède d'une période de 77 000 ans, en raison de la gravité du Soleil agissant sur la forme non sphérique de l'astéroïde.

Origine

Ida est née de l'éclatement du corps parent Koronis d'environ 120 km (75 mi) de diamètre. L'astéroïde progéniteur s'était partiellement différencié, avec des métaux plus lourds migrant vers le noyau. Ida a emporté des quantités insignifiantes de ce matériau de base. On ne sait pas depuis combien de temps l'événement de perturbation s'est produit. Selon une analyse des processus de cratérisation d'Ida, sa surface a plus d'un milliard d'années. Cependant, cela est incompatible avec l'âge estimé du système Ida – Dactyl de moins de 100 millions d'années; il est peu probable que Dactyl, en raison de sa petite taille, aurait pu échapper plus longtemps à la destruction lors d'une collision majeure. La différence dans les estimations d'âge peut s'expliquer par un taux accru de cratères dû aux débris de la destruction du corps parent de Koronis.

Dactyle

Dactyle
Dactyl1.jpg
Image de la plus haute résolution de Dactyl, enregistrée alors que Galileo était à environ 3 900 km de la lune
Découverte
Découvert par Anne Harch
Chantier découverte Vaisseau spatial Galileo
Date de découverte 17 février 1994
Désignations
(243) Ida I Dactyle
Prononciation / ˈ d æ k t ɪ l / DAK -til
Nommé après
 dactyles
1993 (243) 1
Adjectifs Dactylien / d æ k ˈ t ɪ l je ə n /
Caractéristiques orbitales
90 km au moment de la découverte
prograde, env. 20h
Inclination Californie. 8°
Satellite de Ida
Caractéristiques physiques
Dimensions 1,6 × 1,4 × 1,2 kilomètres
synchrone
Température 200 K (-73 ° C; -100 ° F)

Ida a une lune nommée Dactyl, désignation officielle (243) Ida I Dactyl . Il a été découvert sur des images prises par le vaisseau spatial Galileo lors de son survol en 1993. Ces images ont fourni la première confirmation directe d'un astéroïde lunaire. À l'époque, il était séparé d'Ida par une distance de 90 kilomètres (56 mi), se déplaçant sur une orbite prograde . Dactyl est fortement cratérisé, comme Ida, et se compose de matériaux similaires. Son origine est incertaine, mais les preuves du survol suggèrent qu'il s'agit d'un fragment du corps parent de Koronis.

Découverte

Dactyl a été trouvé le 17 février 1994 par Ann Harch, membre de la mission Galileo , alors qu'il examinait des téléchargements d'images retardés depuis le vaisseau spatial. Galileo a enregistré 47 images de Dactyl sur une période d'observation de 5,5 heures en août 1993. Le vaisseau spatial était à 10 760 kilomètres (6 690 mi) d'Ida et à 10 870 kilomètres (6 750 mi) de Dactyl lorsque la première image de la lune a été capturée, 14 minutes avant Galileo a fait son approche la plus proche.

Dactyl a été initialement désigné 1993 (243) 1. Il a été nommé par l' Union astronomique internationale en 1994, pour les dactyles mythologiques qui habitaient le mont Ida sur l'île de Crète.

Caractéristiques physiques

Dactyl est un objet "en forme d'œuf" mais "remarquablement sphérique" mesurant 1,6 sur 1,4 sur 1,2 kilomètres (0,99 sur 0,87 sur 0,75 mi). Il est orienté avec son axe le plus long pointant vers Ida. Comme Ida, la surface de Dactyl présente des cratères de saturation. Elle est marquée par plus d'une douzaine de cratères d'un diamètre supérieur à 80 m (260 pieds), indiquant que la lune a subi de nombreuses collisions au cours de son histoire. Au moins six cratères forment une chaîne linéaire, suggérant qu'elle a été causée par des débris produits localement, éventuellement éjectés d'Ida. Les cratères de Dactyl peuvent contenir des pics centraux, contrairement à ceux trouvés sur Ida. Ces caractéristiques, ainsi que la forme sphéroïdale de Dactyl , impliquent que la lune est contrôlée gravitationnellement malgré sa petite taille. Comme Ida, sa température moyenne est d'environ 200 K (-73 ° C; -100 ° F).

Dactyl partage de nombreuses caractéristiques avec Ida. Leurs albédos et leurs spectres de réflexion sont très similaires. Les petites différences indiquent que le processus d'altération de l'espace est moins actif sur Dactyl. Sa petite taille rendrait impossible la formation de quantités importantes de régolithe . Cela contraste avec Ida, qui est recouverte d'une profonde couche de régolithe.

Les deux plus grands cratères imagés sur Dactyl ont été nommés Acmon / æ k m ə n / et Celmis / ˈ s ɛ l m ɪ s / , d'après deux des dactyles mythologiques. Acmon est le plus grand cratère de l'image ci-dessus, et Celmis est près du bas de l'image, principalement obscurci par l'ombre. Les cratères mesurent respectivement 300 et 200 mètres de diamètre.

Orbite

Schéma des orbites potentielles de Dactyl autour d'Ida

L'orbite de Dactyl autour d'Ida n'est pas connue avec précision. Galileo était dans le plan de l'orbite de Dactyl lorsque la plupart des images ont été prises, ce qui a rendu difficile la détermination de son orbite exacte. Dactyl orbite dans la direction prograde et est incliné d'environ 8° par rapport à l'équateur d'Ida. Sur la base de simulations informatiques, le péricentre de Dactyl doit être à plus d'environ 65 km (40 mi) d'Ida pour qu'il reste sur une orbite stable. La gamme d'orbites générées par les simulations a été réduite par la nécessité de faire passer les orbites par des points auxquels Galileo a observé que Dactyl était à 16: 52: 05 UT le 28 août 1993, à environ 90 km (56 mi) d'Ida à longitude 85°. Le 26 avril 1994, le télescope spatial Hubble a observé Ida pendant huit heures et n'a pas pu repérer Dactyl. Il aurait pu l'observer s'il se trouvait à plus de 700 km (430 mi) d'Ida.

S'il était sur une orbite circulaire à la distance à laquelle il a été vu, la période orbitale de Dactyl serait d'environ 20 heures. Sa vitesse orbitale est d'environ 10 m / s (33 pieds / s), "environ la vitesse d'une course rapide ou d'une balle de baseball lancée lentement".

Âge et origine

Dactyl est peut-être né en même temps qu'Ida, de la perturbation du corps parent de Koronis. Cependant, il s'est peut-être formé plus récemment, peut-être sous forme d'éjecta d'un impact important sur Ida. Il est extrêmement peu probable qu'il ait été capturé par Ida. Dactyl a peut-être subi un impact majeur il y a environ 100 millions d'années, ce qui a réduit sa taille.

Voir également

Remarques

Références

Articles de journaux

Livres

Autre

Liens externes